Anar al contingut

Cefeida

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
RS Puppis, una de les més lluentes estreles Cefeidas variables de la Via Làctea
(Hubble Space Telescope)

Una variable cefeida és una estrela que pulsa radialmente, variant tant en temperatura com a diàmetro per a produir canvis de lluentor en un periodo i amplitut estables molt regulars. Una relació directa forta entre la seua lluminositat i periodo pulsar[1][2] asseguren per a les Cefeidas el seu estat com a importants indicadors de distància per a establir escals de distància galàctiques i extragalácticas.[3]

El terme Cefeida s'origina de Delta Cephei en la constelació Cepheus, la primera estrela d'este tipo identificada, per John Goodricke en 1784, encara que varen ser estudiades en gran profunditat per l'astrònoma nortamericana Henrietta Swan Leavitt.

Història

Les curves de periodo-lluminositat de les clàssiques i Cefeidas de tipo II

El 10 de setembre de 1784, Edward Pigott va detectar la variabilitat d'Eta Aquilae, la primera representant coneguda de la classe de variables cefeidas clàssiques.[4] L'estrela epónima de les Cefeidas clàssiques, Delta Cephei, va ser descoberta com a variable per John Goodricke uns mesos més vesprada.[5] El número de variables similars va créixer fins a vàries dotzenes a finals d'el XIX, i es varen denominar cefeidas.[6] La majoria de les Cefeidas es coneixien per les formes distintives de la curva de llum en el ràpit aument de lluentor i una joroba, pero algunes en curves de llum més simètriques es coneixien com Gemínidas pel prototip ζ Geminorum.[7]

En 1913, Ejnar Hertzsprung va intentar trobar distàncies a 13 Cefeidas utilisant el seu moviment a través del cel.[8] (Més vesprada caldria revisar els seus resultats. ) En 1918, Harlow Shapley va utilisar les Cefeidas per a establir les primeres restriccions sobre el tamany i la forma de la Via Làctea i de l'ubicació del Sol en ella.[9] En 1924, Edwin Hubble va establir la distància a les variables Cefeidas clàssiques en la Galàxia d'Andrómeda, fins a llavors coneguda com la "Nebula d'Andrómeda" i va demostrar que eixes variables no eren membres de la Via Làctea. La troballa d'Hubble va resoldre la qüestió plantejada en el "Gran Debat" de si la Via Làctea representava a tot l'Univers o era simplement una de les moltes galàxies de l'Univers.[10]

En 1929, Hubble i Milton L. Humason varen formular lo que ara es coneix com Llei d'Hubble combinant les distàncies cefeidas a vàries galàxies en les medicions de Vesto Slipher de la velocitat a la que eixes galàxies s'allunten de nosatres. Varen descobrir que l'Univers s'expandix, confirmant les teories de Georges Lemaître.[11]

Ilustració de les variables cefeidas (punts rojos) en el centre de la Via Làctea[12]

A mitan d'el XX, es varen resoldre importants problemes en l'escala de distàncies astronòmiques dividint les Cefeidas en distintes classes en propietats molt diferents. En la década de 1940, Walter Baade va reconéixer dos poblacions separades de Cefeidas (clàssiques i de tipo II). Les Cefeidas clàssiques són estreles més jóvens i massives de la població I, mentres que les Cefeidas de tipo II són estreles més velles i dèbils de la població II.[13] Les Cefeidas clàssiques i les de tipo II seguixen relaciones periodo-lluminositat diferents. La lluminositat de les cefeidas de tipo II és, de mija, inferior a la de les cefeidas clàssiques en aproximadament 1,5 magnituts (pero seguix sent més lluenta que la de les estreles RR Lyrae). El descobriment seminal de Baade va conduir a una duplicació de la distància a M31, i de l'escala de distàncies extragalácticas.[14][15] Les estreles RR Lyrae, llavors conegudes com a Variables de Cúmul, varen ser reconegudes prou pronte com una classe separada de variable, degut en part als seus curts periodos.[16][17]

Una relació entre el periodo i la lluminositat per a les Cefeidas clàssiques va ser descoberta en 1908 per Henrietta Swan Leavitt en una investigació de mils d'estreles variables en les Núvols de Magallanes.[18] Ho va publicar en 1912 en més proves.[19] Es va descobrir que les variables cefeidas mostraven una variació de velocitat radial en el mateix periodo que la variació de lluminositat, i inicialment açò es va interpretar com una prova de que estes estreles formaven part d'un sistema binario. No obstant, en 1914, Harlow Shapley va demostrar que esta idea devia abandonar-se.[20] Dos anys més vesprada, Shapley i uns atres havien descobert que les variables cefeidas canviaven la seua tipo espectral en el transcurs d'un cicle.[21]

Característiques

Les cefeidas presenten modulacions periòdiques de lluminositat extremadament regulars i, de les variables pulsantes, són les que presenten menors irregularitats en la duració del periodo de pulsació. Actualment, s'han observat més de 400 cefeidas en nostra galàxia, en cúmuls globulars com M3, M13 (tres) o M92 (només una), i atres 1000 s'han identificat en les Núvols de Magallanes, dos galàxies molt pròximes a la nostra. Ademés, s'han observat un número significatiu de cefeidas en atres galàxies pròximes (per eixemple Andrómeda o M31, M101, etc). Les modulacions de lluminositat que presenta durant tot el cicle solen estar compreses entre un mínim de 0,35 i un màxim d'1,5 magnituts, lo que correspon a un increment de quatre voltes el fluix de llum. Una de les característiques principals que permet distinguir-les d'atres estreles variables és que l'amplitut de la curva de llum varia segons la banda de l'espectre visual en la que s'observa. En especial, les modulacions apareixen més acusades en llongituts d'ona inferiors, típicament en blava i en l'ultravioleta més que en el roig. Pel que fa als periodos de les cefeidas, estan compresos entre 0,2 i 100 dies, encara que els valors estan distribuïts de diferent manera en la nostra galàxia que en els Núvols de Magallanes. En la majoria dels casos, les curves de llum de les cefeidas es caracterisen per un perfil més be asímétrico, en un ràpit ascens cap a la lluminositat màxima i un descens més llent cap a la mínima. La comparació entre les curves de llum de diverses varíables cefeidas sembla haver demostrat l'existència d'una correlació sistemàtica entre l'amplitut mateixa de la curva de llum i el valor del periodo de pulsació. Per una atra part, les cefeidas en un periodo més llarc són també les que, genèricament mostren variacions de magnitut més sensibles.

Mecanismes de pulsació

La lluminositat d'una estrela depén de la seua temperatura superficial i de les dimensions de la superfície emissora. Les variacions periòdiques de la seua temperatura, poden produir les modulacions de lluminositat observades. En el cas de les cefeidas, les variacions de temperatura poden tindre lloc a conseqüència d'una série de contracció i expansions radials de la pròpia estrela entorn a un valor mig del radi. El periodo de pulsació d'una cefeida seria proporcional al valor mig del radi que, a la seua volta, depén intrínsecament de les característiques de la pròpia estrela. Segons este model, la contracció de l'estrela produïx un aument de temperatura en les regions centrals i, per tant, del número de reaccions nuclears, la qual cosa, a la seua volta, provoca un aument global de la lluminositat. Després, l'aument d'energia lliberada tendix a detindre la contracció de l'estrela i a produir una dilatació de les capes més externes. Despuix de l'expansió, l'estrela es gela, en la consegüent disminució de la seua lluminositat. Alcançada certa temperatura mínima, l'expansió es deté i el radi de l'estrela s'ajusta entorn a una posició d'equilibri. Aixina, puix, la variació de la lluminositat d'una cefeida és inversamente proporcional a les seues dimensions, lo que significa que és màxima quan el radi és mínim, i viceversa.

Cefeidas com a indicadors de distància

Existix una relació, cridada dependència periodo-lluminositat, que vincula directament la magnitut absoluta d'una estrela cefeida, calculada en el màxim de la seua curva, en el valor del seu periodo de pulsació. L'aument de la lluminositat de les cefeidas en funció del periodo, pres de la relació periodo-lluminositat, és compatible en la teoria de la pulsació estelar segons la quala lluminositat depén del radi i, a la seua volta, este últim és proporcional al periodo. La conseqüència més important de la relació periodo-lluminositat és que proporciona un método raonablement segur per a evaluar la magnitut absoluta d'una cefeida. Una volta coneguda esta, és possible conéixer la distància calculant la diferència respecte a la magnitut aparent Per este motiu, les cefeidas tenen també l'important paper d'indicadors de distància. Com a tals, la seua importància en astronomia per a la mida de les distàncies extragalácticas és enorme. Per eixemple, identificar una cefeida en una galàxia distant i medir el seu periodo de pulsació permet conéixer immediatament la seua distància, i en ella, la de la galàxia mateixa. El descobriment de l'utilitat de les cefeidas com a indicadors de distància li'l devem a les observacions d'Henrietta Swan Leavitt,[22][23] que treballava com a voluntària en l'equip de l'Observatori de l'Harvard College, encara que els seus superiors, Edward Pickering i Edwin Hubble, es varen dur inicialment tot el mèrit.

Classificació de les cefeidas

Les cefeidas poden dividir-se en dos subclasses. A la primera pertanyen les cridades cefeidas clàssiques: són estreles de població I, és dir, estreles molt jóvens, en una edat de 100 millons d'anys aproximadament, localisades en preferència en els braços espirals de la nostra galàxia. Les cefeidas clàssiques són supergigantes, en una massa equivalent a vàries masses solars, i, són de 500 a 30.000 voltes més lluentes que nostre Sol, a pesar de que la seua temperatura superficial és poc més elevada (10 000 K). El seu tamany és considerablement major. La segona classe és la de les cefeidas de tipo W Virginis, aixina cridades pel nom de l'estrela prototip (W Virginis). Es tracta d'estreles més velles i que, per tant, pertanyen a la població II. A diferència de la cefeidas, es troben en el núcleu i en el halo de la nostra galàxia, especialment en l'interior dels cúmuls globulars. Les W Virginis tenen també periodos de pulsació més breus respecte a les cefeidas clàssiques, generalment inferiors a 18 dies, i, intrínsecament, són menys lluminoses: aproximadament un parell de magnituts menys. Existix un subtipo: el de les cefeidas de tipo BL Herculis, els periodos del qual de pulsació són menors de 10 dies (eixemples: V1, V2 i V6 en el cúmul globular M13 o V7 en M92).

Cefeidas clàssiques més lluentes

En la següent taula s'arrepleguen les cefeidas clàssiques més lluentes ordenades d'acort a la seua magnitut aparent màxima.

Nom Magnitut màxima Magnitut mínima Periodo (dies) Tipo espectral
β Doradus 3,46 4,08 9,8426 F4-G4Ia-II
η Aquilae 3,48 4,39 7,176641 F6Ib-G4Ib
δ Cephei 3,48 4,37 5,366341 F5Ib-G1Ib
ζ Geminorum 3,62 4,18 10,15073 F7Ib-G3Ib
X Sagittarii 4,2 4,9 7,01283 F5-G2II
W Sagittarii 4,29 5,14 7,59503 F4-G2Ib
RT Aurigae 5 5,82 3,728115 F4Ib-G1Ib
S Sagittae 5,24 6,04 8,382086 F6Ib-G5Ib
I Sagittarii 5,25 6,24 5,77335 F5-G0Ib-II
T Vulpeculae 5,41 6,09 4,435462 F5Ib-G0Ib
T Monocerotis 5,58 6,62 27,02465 F7Iab-K1Iab+A0V
AX Circini 5,65 6,09 5,273268 F2-G2II+B4
O Carinae 5,72 7,02 38,7681 F6-G7Iab
X Cygni 5,85 6,91 16,38633 F7Ib-G8Ib
S Muscae 5,89 6,49 9,66007 F6Ib-G0

Catàlec d'estreles variables Cefeidas: Stars catalog website

Referències

  1. ↑ “The Optical Gravitationalensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud” . Acta Astronomica 49: 223. Bibcode: 1999AcA....49..223O.
  2. ↑ “The Optical Gravitationalensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud” . Acta Astronomica 58: 163. Bibcode: 2008AcA....58..163S.
  3. ↑ “Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant” . The Astrophysical Journal 553 (1): 47–72. doi:10.1086/320638. Bibcode: 2001ApJ...553...47F.
  4. ↑ Plantilla:Cite journalast=Pigott
  5. ↑ Goodricke, John. “Una série d'observacions sobre, i un descobriment de, el periodo de la variació de la llum de l'estrela marcada δ per Bayer, prop del cap de Cefeo. En una carta de John Goodricke, Esq. a Nevil Maskelyne, D. D. F. R. S. i Astrònom Real”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Bibcode: 1786RSPT...76...48G.
  6. ↑ Problemes d'Astrofísica, Londres, Anglaterra: Adam & Charles Black, p. 319. ISBN 978-0-403-01478-1.
  7. ↑ Erro en la seqüencia d'órdens: no existix el mòdul «Citas».
  8. ↑ “*Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus” [Sobre la distribució espacial de [estreles] variables del tipo δ Cephei] (de) . Astronomische Nachrichten 196 (4692): 201-208. Bibcode: 1913AN....196..201H.
  9. ↑ “Cúmuls globulars i estructura del sistema galàctic” (1918). Publicacions de la Societat Astronòmica del Pacífic 30 (173). Bibcode: 1918PASP...30...42S.
  10. ↑ “Cefeidas en nebuloses espirals” . L'Observatori 48: 139. Bibcode: 1925Obs....48..139H.
  11. ↑ “Un Univers homogéneu de massa constant i de rayón croissant rendant compte de la vitesse radiale dones nébuleuses extra-galactiques” (1927). Annals de la Société Scientifique de Bruxelles 47: 49. Bibcode: 49L 1927ASSB...47... 49L.
  12. ↑ «VISTA descobrix un nou component de la Via Làctea».
  13. ↑ “The Cepheids of Population II and Related Stars” . Publications of the Astronomical Society of the Pacific 114 (797): 689–699. doi:10.1086/341698. Bibcode: 2002PASP..114..689W.
  14. ↑ “Problemes en la determinació de la distància de les galàxies” (1958). Astronomical Journal 63: 207. doi:10.1086/107726. Bibcode: 207B 1958AJ.....63.. 207B.
  15. ↑ Allen, Nick. «Secció 2: El gran debat i el gran error: Shapley, Hubble, Baade». L'escala de distàncies de les cefeidas: A History.
  16. ↑ “No. 153. Estudis basats en els colors i magnituts en cúmuls estelars. Octau artícul: Les lluminositat i distàncies de 139 variables Cefeidas” (1918). Contribucions de l'Observatori Mount Wilson 153: 1. Bibcode: 1918CMWCI.153....1S.
  17. ↑ “Estudis basats en els colors i magnituts en cúmuls estelars. Octau artícul: Les lluminositat i distàncies de 139 variables Cefeidas” . Astrophysical Journal 48: 279-294. Bibcode: 1918ApJ....48..279S.
  18. ↑ “1777 variables en els Núvols de Magallanes” . Anals de l'Observatori Astronòmic de l'Harvard College 60 (4): 87-108. Bibcode: 1908AnHar..60...87L.
  19. ↑ “Periodos de 25 estreles variables en el chicotet Núvol de Magallanes” . Harvard College Observatory Circular 173: 1-3. Bibcode: 1912HarCi.173....1L.
  20. ↑ Shapley, Harlow. “On the Nature and Cause of Cepheid Variation”. Astrophysical Journal 40. Bibcode: 1914ApJ....40..448S.
  21. ↑ (1916).«Les variacions en el tipo espectral de vint variables Cefeidas».Astrophysical Journal.44
    273.
  22. ↑ “1777 variables in the Magellanic Clouds” . Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College 60 (4): 87–108. Bibcode: 1908AnHar..60...87L.
  23. ↑ “Periods of 25 variable stars in the Small Magellanic Cloud” . Harvard College Observatory Circular 173: 1–3. Bibcode: 1912HarCi.173....1L.


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Cefeida&oldid=1280517»